- звёзды первого поколения образовывались более крупными, чем непервого поколения, и поэтому среди них практически нет красных карликов, доживших до наших дней (с временем жизни на главной последовательности
);
Да. При их образовании агентом охлаждения не могла работать пыль (которой еще не из чего было состоять), поэтому они должны были получаться более массивными.
- в их строении, как на стадии ГП, так и на стадии гиганта, были некоторые количественные отличия (я не специалист, и не могу их перечислить);
В них "работали", несмотря на массу, только pp-цепочки. Как следствие, энерговыделение было меньше, плотность в центре - больше, и т.д. Со стадией красного гиганта все довольно плохо - ее не очень хорошо удается сосчитать.
- в итоге, взрывались они несколько быстрей, и с другим выходом продуктов (вот здесь интересно, давали ли они больше или меньше "металлов", чем современные сверхновые).
В среднем - меньше (по-видимому).
Поскольку взрыв сверхновой, загрязняющий окружающий газ "металлами", сам по себе провоцирует последующее звездообразование, а происходит для массивной звезды через считанные миллионы лет после её возникновения, то получается, что звёзд первого поколения чисто количественно должно было быть очень мало: самые первые же такие звёзды успели загрязнить газ, из которого могли бы образоваться с некоторой задержкой звёзды по соседству. Правильно ли это?
Почти. Тот самый меньший темп энерговыделения несколько увеличивал время существования этих звезд, но, впрочем, оно все равно было довольно маленьким.
Однако ранние звёзды непервого поколения (я избегу их называть типом II, поскольку мне помнится, это наблюдательное деление когда-то привязывалось не только к металличности, но и к возрасту, цвету, стадии на ГП) также имели очень малое значение металличности. Насколько я слышал, современные рекорды (для звёзд нашей Галактики, которые можно точно измерить) дают металличность порядка
Оно и сейчас привязывается, поскольку эти характеристики довольно хорошо коррелируют.
Во всех звёздах "девственного" газа очень много, пусть и смешавшегося с последующими загрязнениями. Поскольку современный состав межзвёздного газа (и всех рожающихся в нынешнюю эпоху звёзд) имеет металличность порядка 1-2 %, а из звезды в итоге её "жизнедеятельности" валит копоть с намного большими значениями (десятки процентов?).
Нет, заметно меньше. Значительная часть наработанного "консервируется" в белых карликах или в итоге превращается в нейтронную звезду.
А как же звёзды экстремально низкой металличности в нашей Галактике?
Она все равно существенно больше, чем у звезд первого поколения.